Skocz do zawartości
jolo

Widma małe i duże od astrojolo

Rekomendowane odpowiedzi

Gratuluję udanej obserwacji!

Przypomnij Łukasz, całość masz zapiętą do ACF10"?

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Dzięki! Tak, do ACF - ale bez reduktora, bo LowSpec zaprojektowany jest do f/10. 

  • Thanks 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Gratulacje Łukasz !

Ja u siebie zastosowałem jednak reduktor, powiększając otwór dla kolimatora (do f/6.3) a przy 150l/mm z obliczeń wychodzi, że wiązka mieści się jeszcze w siatce. Rozumiem, że zastosowałeś oddzielną kamerę dla plate solve. Też o tym myślałem, ale wyobraź sobie, że obraz z guidera (choć jak wiesz - bardzo niedoskonały) jest na tyle dobry, że Elbrus jakoś daje sobie z nim radę, co mnie bardzo zaskoczyło. Szukasz dalej imx183, czy pozostajesz przy QHY163M? (ASI183MM-C została niedawno wystawiona na Astromart, ale w USA i cena taka sobie, więc nawet nie pytałem czy widziałeś to).

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Dzięki! Chyba też wydrukuję sobie oprawkę kolimatora pod światłosiłę f/6.5 i będę używał reduktora. Według arkusza SimSpec przy siatce 600 l/mm i światłosile f/6.5 konieczny rozmiar siatki w poziomie to 22mm, a więc jeszcze mam zapas. A ponieważ więcej linii jest wykorzystanych, więc rozdzielczość też nieco większa powinna być. 

Tak, do plate solve mam właśnie osobną kamerkę i szukacz 50/190. Po dobrym zjustowaniu jak umieszczę obiekt w środku pola widzenia takiego elektronicznego szukacza, to już jest w bezpośrednim sąsiedztwie szczeliny widoczny. A ten kiepski obraz z guidera to właśnie pierwsza rzecz, którą chcę się zająć. Bo tak to teraz nawet nie potrafię porządnie ustawić ostrości na szczelinie i nie wiem czy obraz gwiazdy prawidłowo jest tam umieszczony. Jak temat guidera będzie opanowany, to będę dalej myślał czy wymienić główną kamerkę. 

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Hehe. Z Twojego opisu wynika, że to takie proste ?

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

To byłaby w ogóle świetna opcja jako wykład na zlocie. Zarówno wykonanie spektroskopu, prezentacja i w sumie omówienie co i jak przez to widać, czy też jak się w to bawić. Obserwuję temat i jestem naprawdę zaciekawiony. Chętnie bym posłuchał i sprawdził to naocznie :)

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Myślałem o tym, żeby na wiosennym zlocie może coś opowiedzieć zainteresowanym. Wczoraj zamiast kamerki do spektroskopu wkręciłem okular i wizualnie poobserwowałem kilka widm - żarówki, neonówki, lampy uliczne no i widmo Słoneczne. Fajna sprawa, mocno kolorowa :)

Ostatnim obiektem, na który skierowałem teleskop wieczorem 16 stycznia była mgławica planetarna Eskimos. Planowałem zebrać około godzinki materiału, ale niestety nie udało się. Warunki i tak były kiepskie, mgliste, a po 8 klatkach niebo przestało być w ogóle widoczne. Udało się zebrać 24 minuty przez mgłę i wysokie chmury. 

Tak wygląda surowy stack widma mgławicy Eskimos:

Eskimos-stack.thumb.jpg.ba5b08bb3ec14e1ab1e35cd9a6495aca.jpg

Jest to widmo emisyjne. W przeciwieństwie do gwiazd, gdzie na jasnym kontinuum obserwujemy ciemne linie absorpcyjne, w mgławicach planetarnych (ale nie tylko) widzimy jedynie kilka linii emisyjnych o długości fali odpowiadających konkretnym pierwiastkom. Zdjęcie Eskimosa w tle wykonałem dwa lata temu. 

08-eskimo.thumb.jpg.f8f2dd6cedf389121cc7010097f9667b.jpg

W przypadku Eskimosa najsilniejsze linie pochodzą od tlenu oraz wodoru. Oprócz tego są dużo słabsze linie pochodzące od helu, azotu oraz siarki. Ze względu na warunki oraz małą ilość materiału stosunek sygnału do szumu nie jest zbyt duży. Dlatego do mgławicy Eskimos na pewno jeszcze wrócę, a przy okazji przesunę trochę obserwowany zakres w lewo, żeby zebrać informacje potrzebne do określenia kilku cech mgławicy planetarnej. 

  • Like 8

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Wczoraj zarejestrowałem widmo Kastora - nic ciekawego tam nie ma, ale to jedna ze standardowych gwiazd, dzięki czemu mogłem później wyznaczyć odpowiedź mojego zestawu (instrumental response), czyli jakby czułość w zakresie światła widzialnego.

Castor-shot.thumb.png.6bd33f1cbcea7150a39e72460b1b3a20.png  Setup-instrumental-response.thumb.png.14f3c3a7ccdd5c9dba130328ed2dea1b.png

W zakresie od około 450nm w górę wykres pokrywa się mniej więcej z czułością kamerki QHY163M. Poniżej 450nm czułość zestawu spada szybciej - sprawność siatki dyfrakcyjnej w tym zakresie jest już mniejsza, a i swoje trzy grosze pewnie zaczynają dokładać tutaj dublety achromatyczne zastosowane w spektroskopie. 

Jak wiadomo Kastor to gwiazda wielokrotna. Wokół składników A i B w nieco większej odległości (około 70") krąży składnik C - gwiazda zmienna YY Geminorum. To już o wiele ciekawszy obiekt. Sam Kastor C to gwiazda podwójna zaćmieniowa o okresie niecałe 20 godzin. W jej skład wchodzą dwie niewielkie i chłodne gwiazdy ciągu głównego typu M0.5. Ale widmo Kastora C różni się od typowego widma gwiazdy M0.5V - występują w nim wyraźne linie emisyjne wodoru. W gwiazdach o tak niskiej temperaturze powierzchniowej (około 3000K) linie emisyjne H alfa i beta  nie występują "z natury", bo brakuje energii do wzbudzenia takiej emisji. 

Castor-C-shot.thumb.png.5abaafed2c9d3df20cc7ad5635f94ca5.png

Widmo gwiazdy zmiennej Kastor C. U góry dla porównania dodano kolorowy pas ukazujący standardowe widmo gwiazdy M0.5V.

Zmienność Kastora C ma trzy źródła. Pierwsze to fakt, że to gwiazda zaćmieniowa. Po drugie na powierzchni gwiazd układu Kastor C występują ogromne flary (pojaśnienia). A trzecim źródłem zmiennej jasności są ciemne plamy na ich powierzchni oraz ruch obrotowy składników układu. Kastor C to pierwsza gwiazda poza Słońcem, na powierzchni której odkryto obecność plam (rok 1952). W zależności od fazy zaćmienia linie emisyjne wodoru rozdzielają się tworząc charakterystyczne dla układów spektroskopowo podwójnych profile widmowe. W przypadku Kastora C odległość pomiędzy obiema liniami może wynosić do 6-7A, a więc spektroskopem LowSpec z siatką 600 l/mm powinno się udać je rozdzielić. Trzeba będzie zapolować :)  

 

  • Like 9

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
1 godzinę temu, jolo napisał:

Wczoraj zarejestrowałem widmo Kastora - nic ciekawego tam nie ma, ale to jedna ze standardowych gwiazd, dzięki czemu mogłem później wyznaczyć odpowiedź mojego zestawu (instrumental response), czyli jakby czułość w zakresie światła widzialnego.

Tak, to ważne. Ja przygotowałem już sobie bazę danych z widmami gwiazd biblioteki Miles. Dzięki temu można łatwo wybrać jako referencyjną gwiazdę znajdującą się na zbliżonej wysokości co nasz obserwowany obiekt (ważne ze względu na ekstynkcję atmosferyczną). W necie jest wiele źródeł skąd można je pobrać. Np. TU i tutaj.

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Dla mnie osobiście w historii tych pań jest niezwykle ciekawe to, że Williamina Fleming (chociaż pracowała dawniej jako nauczycielka) była po prostu służącą w domu Pickeringa, a odegrała tak ważną rolę w astronomii. To bardzo inspirujące dla nas - amatorów.

Po drugie, jeżeli ktoś odwiedzi Piwnice, to będzie mógł obejrzeć wyremontowany niedawno astrograf Drapera, który był właśnie jednym z narzędzi użytych do obserwacji na Uniwersytecie Harvarda o których wspomniał Łukasz.

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

O to ciekawa informacja - warto tam zajrzeć, żeby dotknąć (może nie dosłownie :) ) tego kawałka historii astronomii. Tym bardziej, że spektroskopia to dziedzina nauki, której zawdzięczamy większość informacji o Wszechświecie.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Jeszcze chciałem się odnieść do jednej ważnej sprawy, którą poruszył Łukasz. Chodzi mi o gwiazdy typu widmowego A i ich szerokie, mocne linie absorpcyjne. To bardzo pomocna cecha tych gwiazd, jeżeli ktoś chciałby rozpocząć zabawę w spektroskopię np. ze Star Analyser'em w konfiguracji o małej dyspersji (np. SA-100 blisko matrycy CCD/CMOS). Wówczas warto na początek wybierać właśnie gwiazdy typu A. Łatwo bowiem można w nich zidentyfikować linie widmowe przy małej rozdzielczości. Bardzo dobry jest też typ M, chociaż więcej linii i na początku można się trochę pogubić (tak jak ja kiedyś :) ze SA-100 ). Unikać raczej typu K.

@jolo - spektroskopia jednego ze składników układu potrójnego. Widzę, że posługiwanie się guiderem LowSpec i precyzyjne ustawianie na szczelinę masz perfekcyjnie opanowane :) Super !

  • Thanks 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
W dniu 28.01.2020 o 17:46, Esku1RES napisał:

 

@jolo - spektroskopia jednego ze składników układu potrójnego. Widzę, że posługiwanie się guiderem LowSpec i precyzyjne ustawianie na szczelinę masz perfekcyjnie opanowane :) Super !

Tak, montaż daje radę (czego wcale nie byłem taki pewny), a PHD2 ma bardzo przydatne do spektroskopii funkcje - jak właśnie podgląd szczeliny, czy przesuwanie pola widzenia już podczas guidingu tak, że można obiekt bardzo dokładnie umieścić na szczelinie w wybranym miejscu,

Nocą z 21 na 22 stycznia zebrałem jeszcze trochę klatek widma mgławicy M1 Krab. Niestety warunki już wtedy się szybko pogarszały, tak że na stacku 70 minut materiału króluje zarejestrowane light pollution, jak widać poniżej:

M1-stack-withLP-resize.thumb.png.3e6e5477619edef99992e87617f32c18.png

Kolorowy pasek u góry to fragment widma zebranego pod moim niebem kilka dni wcześniej i zawierającego linie pochodzące głównie od sztucznego zaświetlenia nieba. Na widmie mgławicy M1 można je również łatwo zidentyfikować, ale widać też pofalowane linie pochodzące od tlenu z mgławicy Krab. W "normalnych" warunkach w obłoku gazu powstawałyby zwykłe linie emisyjne. Ale tutaj mamy do czynienia z efektem Dopplera. W mgławicy Krab różne jej obszary poruszają się względem nas z różnymi prędkościami. A kiedy jakiś obiekt emituje światło i jednocześnie porusza się względem nas, wtedy dociera do nas światło o nieco innej długości fali. Gdy obiekt się do nas zbliża, to fala jest krótsza (bardziej niebieska, a kiedy oddala, to dłuższa (bardziej czerwona). 

W przypadku linii OIII w mgławicy Krab możemy zmierzyć (na tak kiepskim widmie niezbyt co prawda dokładnie) odległość pomiędzy fragmentami linii emisyjnej przesuniętej ku czerwieni i ku niebieskiemu:

M1-Oiii-crop-stretch.png.a28a205ff0a3c0ca3299b488fd61ccd1.png

A następnie przeliczyć tę różnicę na różnicę w długości fali (znając dyspersję spektroskopu, która w moim przypadku wynosi 0.61A / px), żeby ostatecznie dostać wielkość wyrażoną w km/s:

m1-doppler.png.9ee231ad01bee496613eadca4c31f41c.png

Te 2945 km/s to różnica w szybkości pomiędzy fragmentami mgławicy które się od nas oddalają i które się do nas przybliżają. Szybkość ekspansji będzie połową tej wartości i jest ona bardzo blisko wartości podawanej np w wikipedii, która dla M1 wynosi 1500 km/s. 

A więc pierwsze koty za płoty z panem Dopplerem :) Jak się rozpogodzi, to nazbieram jeszcze raz widmo M1, ale tym razem w okolicach H alfa. 

  • Like 9

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

No nie Łukasz, teraz to "dosypałeś koksu" ! :) Wyznaczenie prędkości ekspansji mgławicy - pozostałości po supernowej. Jestem pod wrażeniem !!!
Zgadzam się, że funkcjonalności PHD2 (np. to ustalenie ramki dla szczeliny) są zdecydowanie bardzo przydatne w guiderze spektroskopu. Zdążyłem się tym pobawić, jeszcze zanim nastała u nas "pora deszczowa". Tak więc u nas ciągle chmury i deszcz, jeżeli to się nie zmieni to się chyba targnę ! ;)

Z nudów rozpracowuję BASS, ale bazując niestety tylko na swoich starych plikach zebranych za pomocą Star Analysera. Moje wnioski są takie, że mimo iż obsługa RSpec jest nieco bardziej przyjazna i intuicyjna, to muszę przyznać, że BASS ma więcej możliwości, szczególnie ważnych w spektroskopii szczelinowej i których brakuje w RSpec.

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
11 godzin temu, Esku1RES napisał:

No nie Łukasz, teraz to "dosypałeś koksu" ! :) Wyznaczenie prędkości ekspansji mgławicy - pozostałości po supernowej. Jestem pod wrażeniem !!!

 Co to będzie jak kolega siatkę na 1800l/mm wymieni??

  • Haha 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

W roku 1867 francuscy astronomowie Charles Wolf i Georges Rayet odkryli rodzaj rzadko występujących gwiazd, których widma zawierają poszerzone linie emisyjne helu, oraz praktycznie brak śladów wodoru. Gwiazdy Wolfa-Rayeta są wynikiem ewolucji najmasywniejszych gwiazd typu widmowego O (czyli tych najgorętszych, błękitnych potworów). Jeśli gwiazda typu O ma masę mniejszą niż 25 mas Słońca, to zaraz po fazie czerwonego olbrzyma następuje wybuch supernowej. Jeśli jednak masa gwiazdy jest większa, to gwiazda wkracza w etap bycia gwiazdą Wolfa-Rayeta.

Na półkuli północnej pewna ilość tych gwiazd skoncentrowana jest w konstelacji Łabędzia - w asocjacji Cygnus OB. Odkryto tam 23 gwiazdy Wolfa-Rayeta, a chyba największą celebrytką jest WR136 leżąca w środku mgławicy NGC6888 Crescent. Na początku fazy WR gwiazda odrzuca swoją wodorową otoczkę w postaci wiatru gwiazdowego o szybkości dochodzącej do 2000km/s. Na powierzchni takiej gorącej gwiazdy nie ma już wodoru i zostają odsłonięte głębsze warstwy zawierające obszary, w których występują cięższe pierwiastki jak hel, węgiel, azot czy tlen. Temperatura na powierzchni gwiazd Wolfa-Rayeta wynosi od 30 000 do 200 000 stopni. 

Ponieważ Łabędź obecnie dołuje, więc znalazłem dwie gwiazdy Wolfa-Rayeta położone na zimowym niebie - WR3 i WR4. I oczywiście pobrałem ich widma, inaczej by tego tekstu tutaj nie było :) W przypadku gwiazdy WR3 obecna jest słaba linia H beta z profilem P Cygni. Można więc wyznaczyć szybkość ekspansji wodoru - 590km/s. Ale trzeba zebrać więcej materiału, żeby profil był wyraźniej zaznaczony.

wr3-screen.thumb.png.ba9b17727e4963fbb8cd1199f28ea396.png

wr4-screen.thumb.png.4b3b89dedd11a091b623f26e03fa2fc6.png

Widma gwiazd WR są zupełnie inne od widm "zwykłych" gwiazd. Poniżej przegląd klas widmowych gwiazd od O do M. Patrząc na nie i na kolorowe paski nad widmami gwiazd WR na wykresach powyżej, nietrudno się domyślić, że mamy do czynienia z zupełnie innym typem obiektu. 

882162616_Zrzutekranu2020-02-5o14_53_15.thumb.png.ae91083189843b22d87abe395768ba87.png

Źródło: Spectroscopic Atlas for Amateur Astronomers, Richard Walker

Gwiazdy Wolfa-Rayeta żyją średnio około 200 000 lat, a więc bardzo krótko - stąd też jest ich tak niewiele. Końcowym etapem ewolucji takich masywnych obiektów jest wybuch supernowej. 

  • Like 8

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
2 godziny temu, jolo napisał:

Gwiazdy Wolfa-Rayeta żyją średnio około 200 000 lat, a więc bardzo krótko - stąd też jest ich tak niewiele. Końcowym etapem ewolucji takich masywnych obiektów jest wybuch supernowej. 

... o ciekawym i nie tak często spotykanym typie Ib i Ic. Kwalifikujemy je do typu I ze względu na brak linii wodoru (co zrozumiałe jeżeli wiemy, że straciły swoją otoczkę wodorową) ale nie widzimy też absorpcji krzemu (jak w Ia). Typy Ib i Ic to łącznie zaledwie 3-4% odkrywanych supernowych.

Na koniec mała dygresja. Na FB jeden z moich przyjaciół był bardzo, acz mile zaskoczony jakie dokładne widma uzyskuje Łukasz z Lowspec w porównaniu z rejestracjami z innych, komercyjnych spektroskopów. Oczywiście miał racje :) a dla potwierdzenia tego faktu proszę porównać widma WR3 oraz WR4 uzyskane przez samego Christiana Buila z niemal 10 x droższego spektroskopu LISA. Brawo Łukasz !

_wr3_20111020_919.png

_wr4_20111020_978.png

  • Like 6

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
2 godziny temu, Esku1RES napisał:

Na koniec mała dygresja. Na FB jeden z moich przyjaciół był bardzo, acz mile zaskoczony jakie dokładne widma uzyskuje Łukasz z Lowspec w porównaniu z rejestracjami z innych, komercyjnych spektroskopów. 

Bo to całkiem fajna konstrukcja i stosunkowo łatwa do regulacji. Nie mam co prawda porównania do innych, ale biorąc pod uwagę że to mój pierwszy spektroskop i ruszył od przysłowiowego strzału, to spora w tym zasługa projektanta. Drukarki 3D sprawiły, że wiele rzeczy stało się prostszych :) 

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Łukasz, bardzo ciekawe te Twoje opracowania. No i ten specyficzny kolor ...kasztanowy.... :)

  • Haha 2

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

A propos określania charakterystyki instrumentu za pomocą gwiazdy referencyjnej. Wiadomo, że wybranie takiej na właściwej wysokości, odpowiadającej wysokości naszego obiektu (+/-), ma na celu również uwzględnienie ekstynkcji atmosferycznej. Kusi mnie, aby przeprowadzić pewien test (gdy już będę miał wreszcie pogodę !!). Wyznaczyć widmo jakiegoś obiektu, ale z korektą na gwiazdach referencyjnych zupełnie z różnych wysokości i porównać. Chodzi mi o to aby stwierdzić jakie rzeczywiste znaczenie ma to, aby gwiazda była na tej samej wysokości co "spektroskopowany" obiekt. Jak bardzo te widma w sensie wskaźnika barwy będą się różnić.

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

O to jest dobry pomysł żeby sprawdzić jak to wygląda. Ja przed wysłaniem widm do http://astrosurf.com/aras/ korygowałem je w programie BASS o generowaną ekstynkcję. Ta opcja jest dostępna w menu Tools -> Atmospheric Extinction. Dodawany jest kolejny profil do wykresu i trzeba wykonać operację dzielenia przez niego (Tools -> Divide). Warto sprawdzić jak taki generowany profil ma się do rzeczywistych warunków. 

  • Like 1

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
6 godzin temu, jolo napisał:

... Ta opcja jest dostępna w menu Tools -> Atmospheric Extinction. 

Nie daje mi spokoju ta funkcja w BASS, którą Łukasz przytoczyłeś. Zastanawiam się nad przypadkami jej prawidłowego zastosowania. Przypuśćmy, że mamy jakąś gwiazdę referencyjną na określonej wysokości i zdejmujemy jej widmo. Mamy też to samo widmo, ale "katalogowe" (np. biblioteki Miles) i to widmo jest przecież już odpowiednio skorygowane o ekstynkcję atmosferyczną. Dzieląc zatem jedno przez drugie uzyskujemy w wyniku profil, który odpowiada charakterystyce naszego instrumentu + ekstynkcji atmosferycznej, ponieważ nasze widmo jest przecież nią "dotknięte", a widmo katalogowe nie.

Teraz wykonujemy spektroskopię obiektu właściwego. Skorygowanie zarejestrowanego widma o ten uzyskany wcześniej profil spowoduje uzyskanie widma, które będzie uwzględniać zarówno charakterystykę instrumentu, jak i ekstynkcję atmosferyczną. Prawda ?

Gdzie zatem miejsce na tę funkcję zaimplementowaną w BASS ? Widzę jedno. Załóżmy, że z jakichś powodów nie wykonaliśmy spektroskopii gwiazdy referencyjnej. Wyznaczymy sobie przybliżoną charakterystykę instrumentu z wykresu QE publikowanego przez producenta kamery oraz ewentualnie charakterystykę siatki dyfrakcyjnej (mnożąc jedno z drugim). Kiedyś tak zrobiłem z SA100 przy okazji rejestracji widma pewnej supernowej. Oczywiście tak uzyskany profil nie uwzględnia ekstynkcji atmosferycznej, więc musimy wówczas wykorzystać funkcję w BASS.

Możliwe, że gdzieś się mylę w moim rozumowaniu. Będę wówczas niezmiernie wdzięczny za skorygowanie.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

No faktycznie, taki generowany profil ekstynkcji w tych przypadkach będzie niepotrzebny. Chyba tylko by się przydał, jakbyśmy mieli charakterystykę instrumentu pozbawioną ekstynkcji - czyli przy dzieleniu widma gwiazdy odniesienia przez widmo z biblioteki dodatkowo jeszcze skorygowali wynik o profil ekstynkcji. Wtedy teoretycznie z pewnym przybliżeniem taką charakterystykę instrumentu możemy używać do kalibracji widma obiektu uzyskanego na innej wysokości nad horyzontem. Trzeba takie widmo skalibrować najpierw o profil ekstynkcji na odpowiedniej wysokości, a potem zastosować profil instrumentu.

Ciekawe jak się to sprawdzi, spróbuję przy najbliższej okazji. 

 

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach
21 minut temu, jolo napisał:

Ciekawe jak się to sprawdzi, spróbuję przy najbliższej okazji. 

Ja też, tylko kiedy ta okazja się w końcu przytrafi ??? Ja w akcie rozpaczy i desperacji oglądam już prognozy pogody kilkunastudniowe :) , chociaż takie prognozy to moim zdaniem wróżenie z fusów.

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Każda gwiazda miała swój początek - powstała z obłoku zapadającego się grawitacyjnie pyłu i gazu. Podczas tego procesu temperatura wewnątrz obłoku wzrastała aż do momentu, kiedy zaczęły zachodzić reakcje termojądrowe. Takie młode obiekty gwiazdowe są często otoczone dyskami protoplanetarnymi, są niestabilne i mogą w nich zachodzić szybkie (w skali kosmicznej) zmiany. 

Protoplastami gwiazd typów widmowych O, B i A są obiekty Herbig Ae/Be. A z kolei z obiektów typu T Tauri powstają gwiazdy późniejszych typów widmowych F, G, K i M. Do tej pierwszej grupy należy gwiazda zmienna R Monocerotis zanurzona w mgławicy NGC2261 (Zmienna Mgławica Hubble'a). Położona jest około 2500 lat świetlnych od nas i nie możemy jej obserwować bezpośrednio. Ale pochodzące od niej światło rozproszone w mgławicy jak najbardziej nadaje się do obserwacji spektroskopowych. 

2020-01-21-RMon.thumb.png.690f105df0042cd910aa931cb9cc4d05.png

Widmo gwiazdy R Monocerotis

W widmie gwiazdy R Mon obserwujemy sporo linii emisyjnych - wodór, ale także wiele linii pochodzących od żelaza. 

Nazwa mgławicy NGC2261 (Hubble Variable Nebula) nie ma nic wspólnego z teleskopem kosmicznym. Nazwę tę zyskała ona 26 stycznia 1949 roku, kiedy Edwin Hubble osobiście wybrał ten obiekt na pierwsze światło 5 metrowego teleskopu na Mt Palomar. 

Z kolei w widmie gwiazdy T Tauri obserwujemy emisyjne linie pochodzące od wodoru, a charakterystyczny tryplet Fe w okolicach 5000A jest bardzo słabo zaznaczony. Przy 4300A (na lewo od linii H gamma) widać szeroką linię absorpcyjną pochodzącą od grupy CH. Interesującym elementem widma są wzbronione linie emisyjne tlenu [O I]. Ubocznym "produktem" narodzin tej gwiazdy jest mgławica NGC1555. 

2020-01-22-TTau.thumb.png.4e1295184fb2ed6df8f7dcdedd34cdd0.png

Widmo gwiazdy T Tauri

FU Orionis to z kolei przedstawiciel gwiazd, które znajdują się w specjalnym miejscu ewolucji. Obiekty takie w astronomicznym żargonie nazywane są często "FUorami". W latach 1936-37 jasność gwiazdy w ciągu 120 dni wzrosła od 16 do 9mag. Podejrzewano wybuch nowej, ale po wybuchu nie nastąpił spadek jasności, a gwiazda do dziś świeci z podobną jasnością. W roku 1970 podobna sytuacja miała miejsce w przypadku gwiazdy V1057 Cyg. Obecnie naukowcy uważają, że taki długotrwały wzrost jasności powstaje w wyniku dużego spadku materii z dysku akrecyjnego na powierzchnię gwiazdy. Widmo gwiazdy ulega wtedy zmianom i zaczyna przypominać widma olbrzymów klas widmowych F - K. 

2020-01-22-FUOri.thumb.png.c96b67f47339f8ca58864056a6e01298.png

Widmo gwiazdy FU Ori

Rodzące się gwiazdy to bardzo zróżnicowane obiekty w których zachodzą dynamiczne i nie do końca poznane zmiany - są więc bardzo ciekawymi kandydatami do badań. Wystarczy spojrzeć na trzy powyższe widma - każde z nich wygląda zupełnie inaczej.

Poniżej powiększony fragment zdjęcia z mgławicą NGC6914. W kadrze nieco poniżej i na prawo zarejestrowała się gwiazda V1515 Cygni - to też obiekt typu FU Orionis. Gwiazda V1515 Cyg nosi nazwę potoczną nazwę "Boomerang Star" - dzięki kształtowi otaczającej ją mgławicy (coś tam widać :) ) . Zdjęcie wykonane 6" newtonem i Canonem 450D (po lewej) oraz Atikiem 383 (po prawej). 

2013-09-06-NGC6914-comp.jpg

Znalazłem też zdjęcia tego regionu od Maćka i Jacka - i po powiększeniu widać na nich mgławicowy "ogonek" przy V1515 Cygni:

https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/18013-wlazłem-na-poletko-grzędziela-vdb-131-vdb-132-ngc-6914-i-inne/

https://www.forumastronomiczne.pl/index.php?/topic/7858-ngc-6914/

Wszystkie dotychczas zarejestrowane przeze mnie widma (ale bez opisów) są na stronie https://astrojolo.com/spectra/ 

  • Like 7

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Na stronie ARAS (Astronomical Ring for Access to Spectroscopy) wciąż jeszcze trwa kampania poświęcona gwieździe symbiotycznej AX Per. Gwiazdy symbiotyczne to ciekawe obiekty - zostały sklasyfikowane po raz pierwszy podczas badań spektroskopowych na początku XX wieku przez Annie Cannon. Ich widma zawierają jednocześnie cechy charakterystyczne dla czerwonych olbrzymów oraz białych karłów lub nawet gwiazd neutronowych. Wokół małego składnika tworzy się dysk akrecyjny materii pochodzącej z chłodnego olbrzyma. Gwiazda symbiotyczna przez większość czasu znajduje się w fazie spokojnej, kiedy przepływ materii do dysku i jej jonizacja są w równowadze. Ale od czasu do czasu ta równowaga zostaje zaburzona i następuje pojaśnienie o kilka wielkości gwiazdowych. Mechanizm tego przejścia i powody są mało poznane, dlatego badania gwiazd symbiotycznych są bardzo potrzebne. Obecnie w naszej Galaktyce zostało zidentyfikowanych około 200 gwiazd tego typu.

Poniżej widmo gwiazdy symbiotycznej AX Per zarejestrowane przeze mnie 07.02.2020 spektroskopem LowSpec z siatką 600 l/mm, teleskopem Meade ACF 10" oraz kamerką QHY163M:

AXPer-symbiotic.thumb.png.9c756991f32c115840826323fe129ae5.png

Oba wykresy przedstawiają te same dane, jedynie wykres szary jest rozciągnięty w osi Y, żeby pokazać wyraźniej małe zmiany. Poniżej dla porównania na wykres nałożono referencyjne widmo olbrzyma typu M5:

AXPer-symbiotic-M5ref.thumb.png.d5ef8560018bf321a80753e01f100b04.png

Widać wyraźnie, że widmo AX Per składa się jakby z dwóch widm. Część o mniejszej intensywności odpowiada dokładnie chłodnemu olbrzymowi klasy widmowej M. Na to widmo nakładają się silne linie emisyjne pochodzące od materii z dysku akrecyjnego - głównie wodór, hel oraz tlen w postaci linii wzbronionych.  

Okres obiegu składników AX Per wokół siebie to 608 dni. Gwiazda obecnie od ponad roku znajduje się w fazie aktywnej, ale jej jasność systematyczni, choć powoli maleje (wykres obejmuje okres 1000 dni wstecz, źródło AAVSO):

AXPer-symbioti-Vcurvec.thumb.png.67589945a2218a7e42870dab99d159e7.png

Zmiany jasności AX Per w ciągu ostatnich 1000 dni ( źródło: AAVSO)

A tak wygląda wizja artystyczna gwiazdy symbiotycznej podczas fazy aktywnej (źródło; wikipedia);

Artists_Impression_of_R_Aquarii,_A_Symbiotic_Star.jpg

  • Like 5

Udostępnij tego posta


Odnośnik do posta
Udostępnij na innych stronach

Join the conversation

You can post now and register later. If you have an account, sign in now to post with your account.

Gość
Dodaj odpowiedź do tematu...

×   Wklejono zawartość z formatowaniem.   Usuń formatowanie

  Maksymalnie dozwolone są tylko 75 emotikony.

×   Odnośnik został automatycznie osadzony.   Przywróć wyświetlanie jako odnośnik

×   Przywrócono poprzednią zawartość.   Wyczyść edytor

×   Nie możesz bezpośrednio wkleić grafiki. Dodaj lub załącz grafiki z adresu URL.


  • Przeglądający   0 użytkowników

    Brak zarejestrowanych użytkowników, przeglądających tę stronę.

×
×
  • Dodaj nową pozycję...

Powiadomienie o plikach cookie

Umieściliśmy pliki cookies w Twoim systemie by zwęszyć funkcjonalność strony. Możesz przeczytać i zmienić ustawienia ciasteczek , lub możesz kontynuować, jeśli uznajesz stan obecny za satysfakcjonujący.

© Robert Twarogal, forumastronomiczne.pl (2010-2019)